Las auroras boreales son un fenómeno que ha llamado siempre la atención a la humanidad, incluso de las regiones lejanas a aquellas donde se producen. Etimológicamente, son las “luces del norte” aunque este fenómeno se produce en los polos norte y sur, denominándose aurora boreal y austral respectivamente. Filósofos griegos de la naturaleza advirtieron este acontecimiento; por lo cual, éstos no se limitaron a explicar el universo y al mundo. Mucho menos racional fue la visión cosmológica de los escandinavos siglos más tarde, que iba acompañado de una fuerte visión mitología. Los nórdicos consideraban la aurora boreal eran consecuencia del brillo que emergía de las armaduras de las valquirias, unas doncellas mensajeras y guerreras rubias y de ojos azules que estaban bajo el servicio del dios Odín. Además, estas recreaciones mitológicas también lo consideraron los esquimales e indios del norte canadiense, aunque de manera menos antropomórfica.
Por otro lado, en el transcurso de la historia contemplamos la edad moderna cómo la ciencia estaba desempeñando poco a poco un papel importante en la sociedad. En esta época, los filósofos de la Ilustración tuvieron en cuenta el estudio de la aurora boreal pero en sus ensayos se llegaron a conclusiones insatisfactorias. Este problema surgía a que el desarrollo de la ciencia no iba acompañado de un desarrollo tecnológico.Cabe destacar, aquí, las contribuciones sobre el magnetismo de William Gilbert (1544 –1603), físico de la reina Isabel, quien consideraba en su obra De Magnete que la Tierra se comportaba como un gran imán natural y a Karl Friedrich Gauss (1777 – 1855) que estableció su famosa ley para el magnetismo y que en 1938 configuró las líneas de campo magnético de la Tierra, que años más tarde cobrarán una cierta importancia.
Cuando el plasma sale despedido del Sol hacia el espacio, a ese flujo de partículas y radiación constituye a lo que se denomina viento solar. Normalmente, las partículas más abundantes en el plasma suelen ser iones positivos – protones – y electrones con energías de 10 – 100 eV. La velocidad del viento solar es lenta cuando ésta viaja a 300 km/s y es rápida cuando viaja a 1000 km/s. Cuando viaja muy deprisa es debido a fenómenos muy energéticos como la eyección de masa coronal que aumentan la intensidad del viento solar.
Este viento cuyo plasma fluye en el medio interplanetario, arrastra consigo el campo magnético del Sol y confina los campos magnéticos de los planetas. Este plasma constituye de hecho una extensión del Sol, el cual rigurosamente se extiende hasta envolver a todos los planetas y alcanza distancias mucho mayores que la órbita de Plutón, el más lejano de ellos. Esta envoltura se denomina heliosfera y tiene una extensión de 100 UA {1 UA= dTierra-Sol}. Vivimos inmersos en el plasma solar; aunque protegidos en nuestra propia esfera particular de plasma, llamada plasmasfera.
Cuando el viento solar se acerca a un planeta que tiene un bien desarrollado campo magnético las partículas son desviadas por la fuerza magnética definida por la ley de Lorentz. Sin embargo, debido a que el plasma se halla muy ionizado y posee una gran velocidad, se produce, una deformación del campo magnético de dicho planeta. Esta región, conocida como la magnetosfera, evita que las partículas cargadas expulsadas por el Sol impacten directamente con la atmósfera y/o la superficie del planeta; es un escudo.
La magnetosfera tiene más o menos la forma de un hemisferio en el lado hacia el Sol (lado día) y, como consecuencia, las líneas del campo se alargan en forma de cometa en el lado opuesto (lado noche), de unos 300.000 km de largo. El primero que sufre las ondas de choque del viento solar es Mercurio.Como Mercurio carece de atmósfera no tiene una ionosfera que forme un sistema de corrientes eléctricas con la magnetosfera y entonces se generan diferencias de potencial eléctrico muy altas, del ordende 106 V. Esto conduce en ocasiones a violentas descargas eléctricas que cruzan la magnetosfera mercurial, la cual posee una intensidad de 0’002 Gauss, que es equivalente a 200 nT.
La magnetosfera adopta esta estructura deforme debido al plasma del sol. Cuando hablamos del plasma confinado en la magnetosfera terrestre no hablamos de la magnetosfera en sí sino de la plasmasfera. En la plasmasfera, el plasma de la magnetosfera, principalmente de origen ionosférico y de origen solar, se organiza a través de las líneas del campo geomagnético y con la Tierra.
Esta región se extiende hasta una distancia entre 3 y 6 RT de altura, dependiendo del estado de perturbación de la magnetosfera, el cual a su vez depende del estado de perturbación del Sol. Fuera de esta región, la densidad de electrones e iones decrece muy rápidamente y sus patrones de circulación ya no tienen que ver con la rotación terrestre.
A latitudes magnéticas más altas, cerca de los polos, las líneas de campo se encuentran estiradas hacia la cola y por ellas fluye el plasma que escapa de la ionosfera y que sigue estas líneas hasta las profundidades de la cola magnetosférica, detrás de la Tierra. A este movimiento de salida del plasma de altas latitudes se le llama viento polar.
No obstante, el plasma que fluye en las plasmasfera, pese que posee una alta densidad de iones, es de baja densidad y de poca energía a comparación de la concentración de partículas que fluyen en los denominados cinturones de Van Allen que se encuentran dentro de la propia plasmasfera. Normalmente, las partículas del cinturón inferior son de origen ionosférico y, las del cinturón exterior, de origen solar. Estos cinturones poseen un volumen cuya forma es toroidal, es decir, tienen una forma de semianillo que se cierran en los polos. ¿Por qué? Esta forma de toroide se debe a que las partículas cargadas siguen 3 tipos de movimientos que se superponen.
Recapitulando, cuando el viento solar provoca una onda de choque hacia la magnetosfera terrestre, el campo magnético se ve alterado por lo que también afecta a las corrientes anulares. En un principio, la magnetosfera se ve comprimida generando tormentas magnéticas, pero después las líneas de fuerza del campo se comprimen hacia el lado noche. Cuando dos líneas de fuerza del campo opuestas se aproximan y se superponen, se anulan prácticamente. Esto se explica también gracias a la teoría de la re-conexión magnética, un proceso mediante el cual las líneas del campo magnético de diversos dominios magnéticos chocan y vuelven a conectarse. Rápidamente, las líneas de campo se reconectan y el nuevo campo magnético induce a la aceleración de las partículas ionizadas cada uno hacia un extremo.
En el extremo cuyas líneas se dirigen a los polos, las partículas se dirigen a grandes velocidades y con grandes energías hacia al polo norte y sur. Cuando llega hacia los polos, varias partículas cargadas no se quedan retenidas en los extremos del cinturón inferior de Van Allen sino que se adentran a la ionosfera, debido a que las corrientes anulares fueron modificadas a causa de la ráfaga solar. Las partículas ionizadas interactúan con las partículas neutras de la atmósfera terrestre, las cuales las más abundantes son el oxígeno y el nitrógeno. Aquí se producirá un efecto de luminiscencia débil que va de este a oeste y que sólo se visualiza en la noche.
Las auroras tienen formas y colores muy diversos que además cambian rápidamente con el tiempo. Durante una noche, la aurora puede comenzar como un arco aislado alargado que se va extendiendo en el horizonte, generalmente en dirección este-oeste. Cerca de la medianoche comienzan a formarse ondas o rizos a lo largo del arco y también estructuras verticales que se parecen a rayos o cortinas de luz muy alargados y delgados. La actividad puede durar desde unos pocos minutos hasta horas, aunque normalmente el proceso dura unos 15 o 20 minutos.
En condiciones normales de iluminación nuestro ojo puede apreciar colores desde el violeta, hasta el rojo. Cuando la aurora es débil aparece aparentemente sin color, ya que en condiciones ambientales de baja iluminación solo son sensible unas células de nuestros ojos llamadas bastones, que solo distinguen luz sin color. A medida que el brillo aumenta, la visión al color se pone en marcha mediante los conos, las células que nos permiten distinguir los colores, apareciendo los tonos verdosos, el color más común y sensible a nuestra visión (el verde a 555 nm). Con cámaras digitales es posible observar, además de las tonalidades rojizas, una amplia gama de colores (azules, morados, amarillos,…).
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Fuente: NUSGREM
Esta entrada fue modificada por última vez en 30/12/2019 13:37